Phy 6790 astronomie galactique
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PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 2: Bulbe. Structure du bulbe. Noter que le coté gauche est plus large (plus proche) que le coté droit (extrémité de la barre) Évidence que le bulbe est barrée. Comptage d’étoiles – 2MASS. Lopez-Corredoira et al. 2005.

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PHY 6790: Astronomie galactique

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Presentation Transcript


Phy 6790 astronomie galactique

Département de physique

PHY 6790: Astronomie galactique

Cours 2: Bulbe


Structure du bulbe

Département de physique

Structure du bulbe

  • Noter que le coté gauche est plus large (plus proche) que le coté droit (extrémité de la barre)

  • Évidence que le bulbe est barrée


Comptage d toiles 2mass

Département de physique

Comptage d’étoiles – 2MASS

Lopez-Corredoira et al. 2005

  • (gauche) comptage d’* 2MASS dans les parties centrales de la MW

  • (centre) Comptes moins la contribution du disque

  • (droite) coupe à z = 1440 pc


Unbarred and barred galaxies

Unbarred and Barred Galaxies

M109 (SBbc)

M100 (Sbc)

Unbarred and barred galaxies

(NOAO)

(Malin)


Phy 6790 astronomie galactique

Modelling l – v Diagrams

v

gas

l

v

0

(Hartmann 1998)

G.C.

(Binney & Merrifield 1998)


Une barre dans la barre

Département de physique

Une barre dans la barre

Alard 2001


Formation du bulbe

Département de physique

Formation du bulbe

  • Le bulbe s’est formé 12.5 < tform < 9 Gy

  • Formation par scénario ELS tform ~ 12.5 Gy

  • Formation par secular evolution tform ~ 9 Gy

Freeman & Bland-Hawthorn 2002


Formation du bulbe1

Département de physique

Formation du bulbe

Évolution séculaire

Galaxie barrée

Formation d’étoiles

Matière tombant sur le bulbe


Phy 6790 astronomie galactique

Département de physique

Formation du bulbe – NGC 1097


Formation du bulbe2

Département de physique

Formation du bulbe

Kormendy 2004


Formation du bulbe3

Département de physique

Formation du bulbe

M31 ?


Formation du bulbe4

Département de physique

Formation du bulbe

Freeman & Bland-Hawthorn 2002


Phy 6790 astronomie galactique

Département de physique


Photom trie de surface

Département de physique

Photométrie de surface

  • Bulbe ne suit pas la loi r1/4 de deVauc.

  • Bulbe suit une loi exponentielle, mais pas jusqu’au centre


Photom trie de surface1

Département de physique

Photométrie de surface

Kent, Dame & Fazio 1991 – Spacelab IR telescope


Photom trie de surface2

Département de physique

Photométrie de surface

  • Frogel et al. 1990

  • Bulbe de la galaxie est moins brillant que celui de M31

  • MW type plus tardif que M31


Rotation et s du bulbe

Département de physique

Rotation et s du bulbe

  • Bulbe de la MW est en rotation comme tous les autres bulbes

  • Géantes K + PNes

  • Bulge et le disque interne ont des s semblables, donc difficile de les séparer par leur cinématique

  • Bulbe se termine |l| < 10o

disque

Beaulieu et al. 2000


Distribution de m tallicit

Département de physique

Distribution de métallicité

  • L’étude de la distribution de métallicité devrait nous permettre de déterminer l’âge du bulbe, son temps de formation, etc

  • Cependant, comme on va le voir, dépendant des techniques utilisées (spectroscopiques vs CMD), il y a une grosse différence entre les différentes études


Distribution de m tallicit1

Département de physique

Distribution de métallicité

  • MD est centrée à [Fe/H] = -0.2

  • avec 34% [Fe/H] > 0 (solaire)

  • et aucune étoile avec [Fe/H] < -1.3

(McWilliam & Rich 1994)


Distribution de m tallicit2

Département de physique

Distribution de métallicité

  • Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0

  • Beaucoup plus d’étoiles avec [Fe/H] > 0.0 que les autres études

Sadler et al. 1996


Distribution de m tallicit3

Département de physique

Distribution de métallicité

  • Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0

  • Distribution beaucoup plus piquée à [Fe/H] = 0

Ramirez et al. 2000


Distribution de m tallicit4

Département de physique

Distribution de métallicité

  • Implications:

    • Le bulbe a subi un enrichissement chimique rapide jusqu’à des abondances solaires et plus très tôt dans l’évolution de la Galaxie

    • La majorité des étoiles du bulbe se sont formées à peu près en même temps comme les amas globulaires du halo

    • Pas plus de 10% de la population du bulbe peut être représentée par des étoiles d’âges intermédiaires


Distribution de m tallicit5

Département de physique

Distribution de métallicité

  • Zoccali et al. 2003

  • (haut): CMD SOFI – NTT

  • (bas) CMD – 2MASS

    • CMD, champ complet

    • CMD, champ du disque à 30o

    • CMD bulbe décontaminé

    • CMD étoiles soustraites (disque)


Distribution de m tallicit6

Département de physique

Distribution de métallicité

  • (gauche-haut) CMD de l’amas globulaire du bulbe NGC 6553

  • (gauche-bas) MD pour MK > -4.5 (ombragé) [Fe/H] = -0.1 s = 0.1

  • (bas) MD de Zoccali et al. comparée aux autres études


Distribution de m tallicit7

Département de physique

Distribution de métallicité

  • Conclusions (Zoccali et al. 2003)

    • Pas de trace de populations stellaires plus jeunes

    • La métallicité du bulbe pique près de la valeur solaire

    • Il y a une coupure abrupte pour [Fe/H] > 0

    • Une plus grande queue à faible métallicité [Fe/H] < -1


Distribution de m tallicit8

Département de physique

Distribution de métallicité

  • Conclusions (Zoccali et al. 2006)

    • Formation du bulbe plus rapide que celle du disque

    • Les * les plus riches sont les dernières formées, âges correspond à l’épuisement du MIS

    • Une période de formation rapide est nécessaire pour expliquer ce résultat

    • Formation < 1G


Abondance du bulbe

Département de physique

Abondance du bulbe

  • Comme on a vu qu’il y a un gradient d’abondance dans le halo, il y a aussi un gradient d’abondance dans le bulbe

  • Ce n’est pas une population homogène

Minniti et al 1995

Zoccali et al. 2002


Lf sed

Département de physique

LF & SED


Age du bulbe

Département de physique

Age du bulbe

Age = 13 +/- 3 Gyr (NGC 6528)


Cin matique du bulbe

Département de physique

Cinématique du bulbe

  • A cause de la très grande extinction dans la direction du bulbe, on se doit de travailler:

    • Soit dans les fenêtres de faible extinction comme les Baade’s windows

    • Soit de travailler en IR ou en radio

  • Pour la détermination des vitesses, il y a une structure spectrale en absorption à 2.3mm produite par le CO qui a un sharp edge du côté bleu

Sellgren et al. 1990


Cin matique du bulbe1

Département de physique

Cinématique du bulbe

Sellgren et al. 1990

  • Vrot < 15 km/sec pour r < 2.3 pc

  • 70 < slos < 125 km/sec pour 0.6 < r < 2.3 pc

  • slos = cste ~ 125 km/sec pour r < 0.6 pc

  • M/LK augmente vers le centre - implique une masse sombre de 5.5 ±1.5 x 106 Msol

0.6 pc

2.3 pc

Dominé par l’amas

d’étoiles central


Cin matique du bulbe2

Département de physique

Cinématique du bulbe

  • Point le plus central – slos ~ 153 +/-17 km/sec, soit x2 slos(Sellgren) ~ 70 km/sec à ~2 pc

  • Explication: Sellgren – cinématique de l’amas central différent cinématique du bulbe - Blum

Blum et al. 1995


Cin matique du bulbe3

Département de physique

Cinématique du bulbe

halo

bulbe

  • 192 géantes K riches [Fe/H] > -1 – bulbe <vlos> = 66 +/- 5 km/s <slos> = 71 +/- 4 km/s

  • 31 géantes K pauvres [Fe/H] < -1.5 – halo <vlos> = -6 +/- 20 km/s <slos> = 113 +/- 14 km/s

Halo

pas de rotation

Bulbe

rotation

Minniti 1996


Centre galactique optique

Département de physique

Centre galactique (optique)


Centre galactique ir

Département de physique

Centre galactique (IR)

  • Images IRAS des régions centrales de la Galaxie. Le champ est ~50° en longitude le long de l’équateur galactique.

  • L’émission IR est principalement due à de la poussière chauffée par les étoiles environnantes.


Centre galactique radio 90cm vla

Département de physique

Centre galactique (radio – 90cm - VLA)


Centre galactique

Département de physique

Centre galactique

  • Région particulière: à l’intérieur de quelques années-lumière, on retrouve 10000 étoiles formant un amas dense & un trou noir d’environ 106 Msol

  • Image HKL du centre galactique. Le TN central est près du centre de la boite.


Centre galactique1

Département de physique

Centre galactique

  • Régions centrales (~0.3 pc) en IR (1.6, 2.2 and 3.8 mm).

  • Sgr A* est près du centre mais pas très brillant en IR.

  • La majorité des étoiles sont très jeunes et massives.

  • La spectroscopie montre que ce sont des super géantes lumineuses de seulement quelques 10s x 106 années.


Centre galactique dynamique

Département de physique

Centre galactique (dynamique)

Correction pour le mvt du Soleil

Mvts propres autour de Sgr A*


Centre galactique dynamique1

Département de physique

Centre galactique (dynamique)

  • De l’astrométrie, résolue dans le temps (période ~15 ans) fournit de très bonnes données sur les mouvements propres des étoiles du centre Galactique.

  • Les observations montrent clairement que plusieurs étoiles près de Sgr A* - i.e. à des distances ~30 jours-lumière se déplacent sur des orbites képlériennes autour d’une masse centrale.

  • A partir de la forme des orbites, la distance Terre- Sgr A* et la masse de Sgr A* peuvent être calculées.


Trou noir central de la mw

Département de physique

Trou noir central de la MW


Trou noir central de la mw1

Département de physique

Trou noir central de la MW

  • La plupart des galaxies ont un TN central

  • Ghez et al. 2005 Masse(BH) = 3.7 +/- 0.2 x 106Msol [R0/(8 kpc)]3

  • Schödel et al. 2003 Masse(BH) = 3.3 +/- 0.7 x 106Msol [R0/(8 kpc)]3


Emission radio de sgr a

Département de physique

Emission radio de Sgr A*

  • Image radio à 20cm montrant les filaments à grande échelle dus à l’émission synchrotron le long des lignes de champs magnétiques


Emission radio de sgr a1

Département de physique

Emission radio de Sgr A*

Dimension de Sagittarius A* mesurée

en VLBI à différentes longueurs d’onde


Emission radio de sgr a2

Département de physique

Emission radio de Sgr A*

  • Dimension intrinsèque de Sgr A*, mesurée à 43 GHz (Bower et al. 2004) comparée à la dimension de l’horizon du TN central.

  • La source radio a une dimension d’environ 1 UA.

  • Pour un observateur sur la Terre, l’horizon du TN à la position du Soleil aurait 40 fois son diamètre.

Orbite de la Terre

Orbite de la Mars


Ionized gas h92 a pr s de sgr a

Département de physique

Ionized gas H92a près de Sgr A*

  • Close up de Sgr A*, montrant la mini spirale de gaz ionisé (H92a – radio emission line – Liszt 2003), tombant ou tournant autour du centre.

  • Le point brillant est Sgr A*, site du TN central.


Emission x chandra de sgr a

Département de physique

Emission X (Chandra) de Sgr A*


Flare proche ir du tn central

Département de physique

Flare proche-IR du TN central

  • Le 9 mai 2003, pendant des observations de routine de l’amas d’étoiles au CG à 1.7 mm avec NAOS/CONICA au VLT, il y a eu un flare très puissant à la position de Sgr A*

  • Pendant qques minutes, le flux a augmenté d’un facteur 5-6 et est revenu au flux initial en ~30 minutes.

  • Le flare s’est produit à quelques milli-arcseconds de la position de Sgr A*.

  • Le court temps de montée-descente nous dit que la source du flare est à moins de 10 Schwarzschild radii du TN.


Flare proche ir du tn central1

Département de physique

Flare proche-IR du TN central

peut-être émis par du gaz du disque d’accrétion

spiralant vers le TN à l’intérieur de

la dernière orbite stable autour du trou noir

Genzel et al. 2003


Flare proche ir du tn central2

Département de physique

Flare proche-IR du TN central

Un flare faible tel que vu par SINFONI le 15 juillet 2004.

Le temps sur les images est en minutes.


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